Astronomie

Distance moyenne au soleil: 149 600 000km (1 ua)
Diamètre: 12756.8 km
Masse (terre=1):1
Rotation: 1 jour terrestre
Révolution: 365 jours terrestres
Satelittes: 1 (Lune)
Densité (eau=1): 5.52

Sa distance au Soleil sert de définition pour une autre grandeur, l'unité astronomique, utilisée pour mesurer les distances dans le système solaire. Le plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil est appelé le plan de l'écliptique et sert également de référence dans le système solaire.
Seule planète du Système solaire où l'on ait trouvé, à ce jour, des formes de vie. Parmi les neuf planètes les plus importantes du Système solaire, c'est la troisième planète la plus proche du Soleil et la cinquième planète la plus grosse.

Forme et constitution de la terre

En raison de la force centrifuge due à la rotation de la Terre, notre planète n'est pas une sphère parfaite. En effet, elle est légèrement aplatie dans la direction des axes polaires : son diamètre équatorial (environ 12 756 km) est supérieur à son diamètre polaire (environ 12 713 km), ce qui correspond à un aplatissement relatif de l'ordre de 1/300.

La Terre est entourée par l'atmosphère, enveloppe gazeuse de 1 100 km d'épaisseur. Le relief de la Terre est irrégulier ; son étude est l'objet de la géographie et de la géomorphologie. 70,8% de la surface terrestre sont recouverts d'eau, sous forme d'océans, de mers intérieures, de lacs, de rivières et d'eaux souterraines. Cette partie superficielle est appelée hydrosphère. Les océans ont une profondeur moyenne de 3 794 m et les plus hauts reliefs terrestres dépassent 8 000 m, la surface des mers représentant le niveau zéro.

Structure interne de la terre

La sismologie, qui étudie la propagation des ondes sismiques, donne de précieux renseignements sur la constitution interne de la Terre. Cette dernière est constituée de couches concentriques de constitutions chimiques différentes : la croûte ou écorce, solide, s'étend du niveau zéro jusqu'à 980 km de profondeur ; en dessous, le manteau s'étend jusqu'à 2 900 km de profondeur ; sous le manteau, on trouve le noyau, qui représente le coeur de la Terre. Le manteau et le noyau constituent la majeure partie de la masse terrestre.

La croûte. Sa partie supérieure correspond aux continents. Elle a une densité moyenne de 2,7 et est constituée de roches éruptives et de roches sédimentaires, dont la composition chimique est proche de celle du granit. La croûte profonde a une densité de 3. Elle est constituée de roches plus denses, les roches basaltiques, qui constituent le fond des bassins océaniques.

Le manteau. La densité du manteau augmente avec la profondeur : elle varie de 3,3 à 6. Le manteau est divisé en 2 parties : le manteau externe et le manteau interne. Le manteau externe est solide. Il est séparé de la croûte supérieure par une discontinuité sismique, la discontinuité de Mohorovicic, et du manteau interne par l'asthénosphère, zone semi-fluide. Le cisaillement des roches plastiques et en partie fondues de l'asthénosphère, de 100 km d'épaisseur, rend possible la dérive des continents à la surface de la Terre.

Le manteau externe est constitué de silicates de fer et de silicates de magnésium, tels que l'olivine. Il est possible que la partie inférieure du manteau externe soit constituée d'un mélange d'oxydes de magnésium, de silicium et de fer.

Le noyau. Des études sismiques ont montré que le noyau se divise en deux parties : le noyau externe fluide, de 2 225 km d'épaisseur et de densité moyenne égale à 10, et le noyau interne solide, couche concentrique de 1 275 km d'épaisseur. Il semble que ces deux couches soient principalement constituées de fer, avec un faible pourcentage de nickel et d'autres éléments. Dans le noyau interne, les températures peuvent atteindre 6 650 °C et la densité moyenne est de 13.

Age et origine de la terre

Par datation radiométrique , l'âge de la Terre a été estimé à 4,5 milliards d'années. En effet, les météorites, qui ont la même constitution géologique que le noyau terrestre, datent d'environ 4,5 milliards d'années. On considère que la cristallisation du noyau et des météorites a eu lieu à la même époque, quelque 150 millions d'années après que la Terre et le Système solaire se sont formés.

Après sa condensation originelle à partir des poussières et des gaz cosmiques et par attraction gravitationnelle, la Terre devait être homogène et relativement froide. Cependant, la contraction continue de ces poussières et de ces gaz, ainsi que les rayonnements radioactifs émis par certains éléments lourds, provoquèrent le réchauffement de la planète. La Terre entra ensuite en fusion sous l'effet de la gravité. Il y eut ainsi formation de la croûte, du manteau et du noyau, les silicates plus légers remontant pour former le manteau et la croûte, et les éléments plus lourds, principalement le fer et le nickel, atteignant le centre de la Terre pour constituer le noyau. Du fait des éruptions volcaniques, des gaz et des vapeurs légers s'échappèrent continuellement du manteau et de la croûte. Certains d'entre eux, en particulier le gaz carbonique et l'azote, furent retenus par la gravité terrestre et constituèrent l'atmosphère primitive. La vapeur d'eau se condensa pour former les premiers océans terrestres

Champs magnétique terrestre

En dehors du rayonnement électromagnétique que la Terre reçoit du Soleil, notre planète possède un champ magnétique qui semble être généré par les mouvements de la matière du noyau, essentiellement métallique et fondue. La Terre se comporte ainsi comme un énorme aimant. Vers l'an 1600, le médecin et physicien anglais William Gilbert fut le premier à démontrer cette ressemblance. Les effets du magnétisme terrestre avaient cependant été exploités bien plus tôt dans les premières boussoles.

Les pôles magnétiques de la Terre ne correspondent pas à ses pôles géographiques, c'est-à-dire aux pôles Nord et Sud. Le pôle Nord magnétique est actuellement situé au large de la côte ouest des îles Bathurst, dans le Nord du Canada, à 1 290 km au nord-ouest de la baie d'Hudson. Le pôle Sud magnétique est actuellement situé sur le continent Antarctique, en terre Adélie, à environ 1 930 km au nord-est de la Petite Amérique.
La position des pôles magnétiques varie légèrement d'année en année. Parmi les modifications du champ magnétique terrestre, on peut citer la variation séculaire, modification de la direction du champ due au déplacement des pôles. Il s'agit d'une variation périodique qui a lieu tous les 960 ans. La position des pôles magnétiques subit également des modifications annuelles, diurnes et journalières moins importantes. Ces déplacements ne peuvent être détectés que par des instruments très sensibles.

Les mesures de la variation séculaire montrent que le champ magnétique terrestre a tendance à être dévié vers l'ouest à une vitesse de 19 à 24 km par an. Le magnétisme terrestre résulte d'un phénomène dynamique plutôt que statique. Le fer ne conserve pas d'aimantation permanente à des températures supérieures à 540 °C et la température au centre de la Terre peut s'élever jusqu'à 6 650 °C. D'après la théorie de la dynamo, le noyau de fer est liquide (sauf au centre de la Terre, où la pression solidifie le noyau), et les courants de convection au sein du noyau liquide se comportent comme les fils conducteurs individuels d'une dynamo, produisant un champ magnétique de grande intensité. Le noyau interne solide tourne plus lentement que le noyau externe, ce qui explique le décalage séculaire vers l'ouest. La surface irrégulière du noyau externe peut expliquer certaines variations irrégulières du champ.

Distance moyenne a la Terre:384 000km
Diamétre: 3476km
revolution autour de la Terre: 27.322 jours terrestres

La lune est l'objet astronomique le plus proche de la Terre. Avec la Terre, elle forme presque une planète double car aucune autre planète ne possède un satellite qui est aussi grand par rapport à la taille de la planète.

La Lune brille en réfléchissant la lumière du Soleil et montre des phases caractéristiques durant chaque orbite autour de la Terre (la durée séparant deux nouvelles lunes est de 29,53 jours).

Le plan orbital de la Lune est incliné par rapport à celui de la Terre autour de Soleil et les éclipses ne se produisent que lorsque la Lune est près de l'intersection de ces plans

La Lune ne possède pas d'atmosphère. L'atmosphère initiale que la Lune aurait pu avoir s'est échappée de part la faible force d'attraction, qui ne représente qu'un sixième de celle à la surface de la Terre. À cause du manque de toute atmosphère, la température à la surface de la Lune varie entre -180° C et +110° C. La Lune n'offre qu'une protection faible contre le vent solaire, les rayons cosmiques et les micrométéorites.

La surface de la Lune est caractérisée par des régions légèrement montagneuses parsemées de "mers" (ou mare en latin) sombres. Les mers sont de vastes bassins d'impacts qui, il y a 3 milliards d'années, se sont remplis de roches basaltiques. La plus grande partie de la surface lunaire est couverte de cratères, résultats d'impacts de météorites. Les plus grands font 200 km de diamètre, les plus petits seulement un mètre. La plupart de ces cratères se sont formés il y a entre 3 et 4 milliards d'années.

La Lune est probablement l'objet le plus satisfaisant à observer avec un télescope. Les cratères et les montagnes peuvent être vus même avec un petit télescope. Les meilleurs endroits à observer se situent près du terminateur, où le Soleil se lève ou se couche. Là, les ombres des montagnes et des parois des cratères sont les plus longues et peuvent donner des images spectaculaires.

Distance moyenne au soleil:227 940 000km (1.50 ua)
Diamètre: 6794.4 km
Masse (terre=1):0.11
Rotation: 1.029 jours terrestres
Révolution: 686.98 jours terrestres
Satelittes: 2 (Deimos, Phobos)
Densité (eau=1):3.95

Contrairement aux autres planètes, Mars a une période de rotation très proche de celle de la Terre, l'alternance entre le jour et la nuit se fait donc au même rythme que sur notre planète. L'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan de l'orbite a également une valeur similaire, ce qui conduit la planète à être soumise à un cycle de saisons semblable à celui de la Terre, légèrement plus lent car l'année martienne est plus longue que la nôtre.

Quand on l'observe sans télescope, Mars apparaît sous la forme d'un corps rougeâtre dont l'éclat varie fortement. Lorsqu'elle est au plus proche de la Terre (55,7 millions de km), la planète Mars est, après Vénus, l'objet le plus brillant du ciel nocturne. Le meilleur moment pour observer la planète est celui où Mars est en opposition avec le Soleil, et aussi à sa distance la plus faible. De telles circonstances favorables se répètent à peu près tous les quinze ans, lorsque Mars vient à son périhélie (le point de l'orbite le plus proche du Soleil), ce qui se produit presque exactement au moment de l'opposition des deux astres.

À l'aide d'un télescope ou d'une lunette astronomique, on peut voir que Mars possède des régions orange brillantes et des zones plus sombres et moins rouges, dont les contours et les tons changent avec les saisons martiennes : du fait de l'inclinaison de son axe et de l'excentricité de son orbite, Mars connaît dans sa partie Sud des étés courts et relativement chauds, et de longs hivers relativement froids. La couleur rougeâtre de la planète provient de sa surface fortement oxydée. On pense que les zones sombres se composent de roches semblables aux basaltes terrestres, dont les surfaces ont été érodées et oxydées. Les régions plus brillantes semblent se composer de matériaux similaires, mais encore plus altérés, et recèlent apparemment de petites particules de la taille d'une poussière, en plus grande quantité que dans les régions sombres. La scapolite, un minéral relativement rare sur Terre, semble largement répandue ; il se pourrait qu'elle serve à stocker le dioxyde de carbone, ou gaz carbonique (CO2) atmosphérique.

Des calottes brillantes, composées apparemment de givre ou de glace, marquent les régions polaires de la planète. Leur cycle saisonnier a été suivi pendant presque deux siècles. À chaque automne martien de brillants nuages se développent au-dessus du pôle. En dessous de cette coiffe polaire, une fine pellicule de givre de dioxyde de carbone se dépose au cours de l'automne et de l'hiver. À la fin de l'hiver, la calotte peut s'étendre jusqu'à une latitude de 45°. Au printemps, et à la fin de la longue nuit polaire, la coiffe polaire se dissipe, révélant la calotte de givre hivernal ; la limite de la calotte recule alors progressivement vers le pôle, car la lumière solaire provoque l'évaporation du givre accumulé. Au coeur de l'été, le recul continu de la calotte cesse, un dépôt brillant de givre et de glace subsistant jusqu'à l'automne suivant. Ces calottes polaires résiduelles s'étendent sur 300 km au pôle Sud et sur 1 000 km au pôle Nord. Bien que leur épaisseur réelle ne soit pas connue, elles doivent contenir de la glace et des gaz solidifiés sur peut-être 2 km d'épaisseur.

En plus des coiffes polaires - présumées composées de nuages de dioxyde de carbone solidifié - il existe d'autres nuages de nature différente sur la planète. On observe des brumes d'altitude élevée et des nuages de glace localisés. Ces derniers résultent du refroidissement associé à l'élévation de masses d'air au-dessus d'obstacles élevés. De vastes nuages jaunes, composés de poussière soulevée par les vents martiens, sont nettement visibles pendant les étés australs.

Distance moyenne au soleil:778 330 000km
Diamètre: 142 984 km
Masse (terre=1):318
Rotation: 0.421 jour terrestre
Révolution: 11.9 années terrestres
Satelittes: 16 (Métis, Adrasrée, Amalthé, Thébé, Io, Europe, Ganymède, Callisto, Léda, Himalia, Lysithé, Élara, Ananké, Carmé, Pasiphae, Sinopé.)
Densité (eau=1):1.33

Les connaissances scientifiques sur Jupiter augmentèrent fortement en 1979, grâce aux sondes spatiales américaines Voyager 1 et Voyager 2. Les observations spectroscopiques effectuées depuis la Terre avaient indiqué que la plus grande partie de l'atmosphère de Jupiter était composée d'hydrogène. Des observations infrarouges menées depuis les sondes Voyager indiquèrent que, en effet, 87% de l'atmosphère de Jupiter était composée d'hydrogène, l'hélium représentant les 13% restants. L'intérieur de la planète devrait avoir une composition semblable à celle de son atmosphère. Ainsi, comme le Soleil et d'autres étoiles, cette planète géante serait composée des deux éléments les plus légers et les plus abondants de l'Univers. Par conséquent, Jupiter pourrait bien provenir directement de la condensation d'une partie de la nébuleuse originelle, le grand nuage interstellaire de gaz et de poussières qui a donné naissance à notre Système solaire, il y a cinq milliards d'années.

Les scientifiques collectèrent également une grande quantité d'informations lorsque des fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 tombèrent sur Jupiter en juillet 1994. Les collisions modifièrent l'atmosphère de la planète, réchauffant les gaz intérieurs jusqu'à l'incandescence et les ramenèrent à la surface. Les astronomes ont pu obtenir des images détaillées de ces gaz, en utilisant des télescopes, tant sur Terre que dans l'espace. De nouveaux éléments furent rassemblés grâce aux informations météorologiques fournies par la sonde spatiale Galileo, en 1995, lors de son rendez-vous avec Jupiter.

Jupiter émet environ deux fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. Cette énergie pourrait provenir d'une contraction gravitationnelle très lente de la planète entière, mais il semblerait plutôt qu'elle serait liée à la séparation de l'hydrogène et de l'hélium sous l'effet de la gravitation. Quoi qu'il en soit, l'énergie ne provient pas de réactions nucléaires car Jupiter devrait avoir une masse 60 fois plus élevée pour que de telles réactions se déclenchent, comme dans le Soleil et les autres étoiles.

L'atmosphère turbulente et nuageuse de Jupiter est froide. Avec de l'hydrogène en quantité si abondante, les molécules formées à partir de cet élément, comme le méthane, l'ammoniac et l'eau, sont prédominantes. Les fluctuations périodiques de température de l'atmosphère au-dessus de la troposphère révèlent la présence de vents variables semblables à ceux que l'on rencontre dans la région équatoriale de la stratosphère terrestre. Les photographies des nuages de Jupiter révèlent l'existence de cyclones géants : la grande tache rouge est elle-même l'image d'un formidable ouragan qui s'entretiendrait probablement depuis des milliers d'années.

Dans les basses températures de l'atmosphère de Jupiter, au-dessus de la troposphère (- 125 °C), l'ammoniac gèle, formant les nuages (cirrus) blancs visibles sur de nombreuses photographies de la planète transmises par les sondes Voyager. À des niveaux inférieurs, les composés de l'ammoniac peuvent se condenser. Ils forment probablement les nuages de couleur fauve (colorés par d'autres composés chimiques) observés au-dessus de la planète. La température à la surface de ces nuages est d'environ - 50 °C et la pression atmosphérique est approximativement le double de la pression atmosphérique terrestre. Par des percées dans cette couche de nuages, un rayonnement infrarouge (de la chaleur) s'échappe d'une région dans laquelle la température s'élève à 17 °C. Encore plus profond, des couches plus chaudes ont été détectées par des radiotélescopes qui sont sensibles aux rayonnements pénétrant dans les nuages.

Les calculs indiquent que la température et la pression continuent à augmenter vers l'intérieur. La pression atteint des valeurs auxquelles l'hydrogène commence à se liquéfier puis acquiert une structure en réseau, qui l'apparente à un métal hautement conducteur. Il est possible qu'un noyau de matière proche de la matière terrestre existe au centre de Jupiter. Le champ magnétique de la planète est issu de ces couches, à de grandes profondeurs. Sur la surface de Jupiter, ce champ est 14 fois plus fort que sur la Terre. Sa polarité est opposée à celle du champ magnétique terrestre, ce qui fait qu'une boussole indiquerait le sud sur Jupiter. Ce champ magnétique est à l'origine des larges ceintures de radiation de particules chargées, qui demeurent autour de la planète (jusqu'à une distance de 10 millions de km).

Les anneau de jupiter

Contrairement aux anneaux contournés et complexes de Saturne, Jupiter possède un anneau unique qui est presque uniforme dans sa structure. Il est probablement composé de particules de poussière d'un diamètre inférieur à 10 microns --c'est environ la grosseur des particules de fumée de cigarette. L'anneau s'étend jusqu'à une distance de 129 000 kilomètres (80 161 milles) du centre de la planète et vers l'intérieur jusqu'à 30 000 kilomètres (18 642 milles). Il s'est probablement formé à partir du bombardement par des micrométéorites, des mini-satellites en orbite à l'intérieur de l'anneau.

L'anneau de Jupiter et ses lunes baignent dans une ceinture intense de radiations formée d'électrons et d'ions capturés par le champ magnétique de la planète. Ces particules et ces champs magnétiques forment la magnétosphère ou l'environnement magnétique jovien. Cette magnétosphère s'étend de 3 à 7 millions de kilomètres (1,9 à 4,3 millions de milles) en direction du Soleil et du coté opposé elle s'étire en forme de manche à air, au moins aussi loin que l'orbite de Saturne (une distance de 750 millions de kilomètres (466 millions de milles)).

Distance moyenne au soleil:1 429 400 000km
Diamètre: 120 536km
Masse(terre=1):95
Rotation: 0.428 jour terrestre
Révolution: 29.458 ans
Satellites: 18 (Pan, Atlas, Prométhée, Pandore,Epiméthée, Janus, Mimas, Enceladus, Téthys, Telesto, Calypso, Dioné, Hélène, Rhéa, Titan, Hypérion, Iapetus, Phoebé)
Densité (eau=1):0.69

Si on lui trouvai an bac a sa mesure Saturne flotterait sur l'eau.
Saturne a peut-etre 4 autre satellites mais ils ne sont pas officialisée

Vue de la Terre, Saturne a l'aspect d'un corps jaunâtre : c'est l'un des astres les plus lumineux du ciel. Aussi connaît-on Saturne depuis l'aube des premières lunettes astronomiques (voir télescope). Plus précisément, c'est Galilée qui est à l'origine de la découverte de Saturne dès 1610, grâce à un petit télescope fabriqué par lui-même. Toutefois, Galilée ne distingue pas que les anneaux sont séparés du corps de la planète.

La première description précise des anneaux de Saturne n'intervient qu'en 1656 ; elle est signée par le brillant savant néerlandais Christiaan Huygens. Actuellement, les télescopes ultra-performants des différents observatoires (et le télescope spatial Hubble) offrent une vue assez précise de Saturne et de son système d'anneaux. Ils permettent également de distinguer une bonne partie des nombreux satellites de Saturne, ainsi que de pâles bandes parallèles à l'équateur, situées dans son atmosphère.

L'intérieur de Saturne est chaud (12000 °C dans le noyau) et Saturne irradie plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil. La plupart de cette énergie supplémentaire est générée par le mécanisme Kelvin-Helmholtz, tout comme pour Jupiter. Cependant cela n'est pas suffisant pour expliquer la luminosité de Saturne.
Les bandes tellement visibles sur Jupiter sont beaucoup plus faibles sur Saturne. Elles sont aussi plus larges à l'équateur. Les détails des nuages supérieurs sont invisibles de la Terre et il fallut donc attendre le passage de Voyager pour étudier la circulation atmosphérique de Saturne. Saturne présente aussi des ovales persistants et d'autres caractéristiques communes à Jupiter. En 1990, le HST a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre nuage plus petit fut découvert.
Deux anneaux importants (A et B) et un anneau plus faible (C) peuvent être observés de la Terre. L'intervalle entre les anneaux A et B est appelé division de Cassini. Le trou moins visible dans l'anneau A est appelé division de Encke. Les images envoyées par Voyager ont révélé quatre faibles anneaux supplémentaires (D, E, F et G). Les anneaux de Saturne, contrairement à ceux des autres géantes gazeuses, sont très brillants (albédo 0,2 - 0,6).
Bien qu'ils semblent solides vus de la Terre, les anneaux sont en fait constitués de milliers de petits éléments d'une taille variant de un centimètre à 10 mètres. Quelques objets de quelques kilomètres sont aussi fortement probables.
Les anneaux de Saturne sont extraordinairement minces: bien que leur diamètre soit de plus de 250 000 km, ils ne dépassent pas les 200 mètres d'épaisseur. En dépit de leur apparence impressionnante, il y a très peu de matière dans les anneaux: s'ils étaient concentrés en un seul corps homogène, les anneaux formeraient un corps d'une centaine de kilomètres.
Les anneaux semblent être constitués principalement de glace mais ils pourraient aussi contenir des roches recouvertes de glace.
L'anneau F, le plus externe de Saturne, est une structure complexe composée de deux étroits anneaux brillants et tressés le long desquels des noeuds sont visibles.
Les scientifiques pensent que les noeuds pourraient être dus aux effets gravitationnels des satellites Prométhée et Pandora (et sans doute à la présence d'autres minisatellites qui n'ont pas encore été détectés).
De complexes résonances se produisent entre certaines lunes de Saturne et le système d'anneaux. Les satellites "bergers" (Atlas, Prométhée et Pandora) sont de toute évidence très importants dans la stabilité des anneaux de Saturne; Mimas semble aussi responsable du manque de matière dans la division de Cassini. Pan quant à lui serait responsable de la division de Encke. Dans son ensemble, le système d'anneaux de Saturne est très complexe et encore peu compris.
L'origine des anneaux de Saturne et des autres géantes gazeuses est inconnue. Bien que les anneaux soient peut-être présents depuis la formation des planètes, ils doivent être alimentés par un processus continu, probablement la rupture de satellites plus gros.
Comme les autres géantes gazeuses, Saturne possède un important champ magnétique.
En pleine nuit, Saturne est facilement identifiable à l'oeil nu. Bien qu'elle ne soit pas aussi brillante que Jupiter, son identification est aisée car elle ne "scintille" pas comme les étoiles. Les anneaux et les plus gros satellites sont visibles à l'aide d'un petit télescope.
Notre connaissance de Saturne résulte également de la multitude de données collectées par les trois sondes spatiales américaines Pioneer 11 et Voyager 1 et 2, qui ont survolé Saturne respectivement en septembre 1979, novembre 1980 et août 1981. L'équipement embarqué de ces sondes - caméras et instruments permettant de mesurer l'intensité et la polarisation des ondes électromagnétiques dans le domaine du visible, de l'ultraviolet, de l'infrarouge et des ondes radio - a notamment permis d'étudier le champ magnétique de Saturne et sa magnétosphère.

Une autre sonde, baptisée Cassini-Huygens, lancée par la NASA (National Aeronautics Space Administration) en octobre 1997, doit se placer en orbite autour de Saturne en 2004. Les objectifs principaux de cette mission sont l'étude de la magnétosphère, du système d'anneaux et des satellites de la planète géante. Cette mission comprend également le largage depuis l'engin spatial d'un petit module, baptisée Huygens, sur la surface de Titan - le plus grand satellite de Saturne. La descente du module Huygens dans l'atmosphère de Titan, prévue en novembre 2004, a été repoussée au mois de janvier 2005, à la suite de l'observation d'un défaut de conception de la sonde